UNIVERSO

1- Descripción general de una estrella:

ESTRELLAS: son cuerpos formados por gases muy calientes, que emiten luz. Desde la Tierra se pueden ver solo unas 8000, pero en nuestra galaxia hay cientos de millones. Una de ellas es el sol.

2- ¿A qué se denominan sistemas estelares?

Puede darse la situación de dos o más estrellas situadas muy próximas en la dirección de la visual. Este tipo de configuración hace necesario un análisis más detallado:
• Si observacional mente uno presenta indicios de de movimiento orbital mutuo, se dice que constituyen una ESTRELLA DOBLE APARENTE. No hay relación física entre ellas.
• Las estrellas aparecen rotando una alrededor de la otra: son estrellas dobles físicas.
Deben diferenciarse:
• Dobles ópticas o visuales.
• Dobles espectroscópicas.
• Dobles eclipsantes.

3- ¿Qué son las agrupaciones estelares?

AGRUPACIONES ESTELARES: se han encontrado concentraciones o acumulaciones de estrellas con una estructura tal que son reconocibles a ojo desnudo en algunos casos, telescópicamente o a través de fotografías.
Son agrupaciones cuyos miembros se encuentran físicamente relacionados entre sí. Las estrellas y sistemas múltiples deben haber tenido un origen común.


4- Descripción de los principales tipos de agrupaciones estelares.

Un cúmulo estelar es un grupo de estrellas atraídas entre sí por su gravedad mutua. La clasificación tradicional incluye dos tipos de cúmulos estelares: cúmulos globulares y cúmulos abiertos (o galácticos).
LOS CÚMULOS GLOBULARES son agrupaciones densas de centenares de miles o millones de estrellas viejas (más de un millardo de años), mientras que los CÚMULOS ABIERTOS contienen generalmente centenares o millares de estrellas jóvenes (menos de cien millones de años) o de edad intermedia (entre cien millones y un millardo de años). Los cúmulos abiertos son disgregados a lo largo del tiempo por su interacción gravitatoria con nubes moleculares en su movimiento por la galaxia mientras que los cúmulos globulares, más densos, son más estables frente a su disgregación (aunque, a largo plazo, también acaban siendo destruidos). Además de las diferencias en número de estrellas (y, por lo tanto, masa) y en edad entre los dos tipos tradicionales de cúmulos, también se distinguen por su metalicidad (los cúmulos abiertos son ricos en metales mientras que los globulares son pobres en ellos) y su órbita (los cúmulos abiertos pertenecen a la población del disco de la galaxia mientras que los globulares pertenecen al halo). Por el contrario, no existen diferencias grandes entre los tamaños de los núcleos de ambos tipos de cúmulos, que en ambos casos es de unos pocos pársecs.

5- ¿Qué son las asociaciones?

Los astrónomos han observado que en determinadas regiones de nuestra galaxia hay una acumulación de estrellas azules. Las asociaciones OB son grupos estelares muy dispersos cuyo núcleo es un cumulo abierto. En cuanto a su edad se trata de agrupaciones de corta vida que en menos de 10 años se desintegra completamente.

6- ¿Cómo es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas?

Es posible calcular la temperatura superficial de las estrellas mediante la explicación de las leyes de radiación: la ley de WIEN presenta problemas debido al intervalo de longitud de onda. La ley de STEFAN-BOLTZMANN se emplea cuando se conoce la distancia y dimensiones de las estrellas. La ley de BLANK es la más utilizada para determinar temperatura por intermedio de colores.

7- Principales criterios de la clasificación espectral:


8- ¿A qué se denomina diagrama de Hertzprung–Russell?

Es un grafico bidimensional que representa la relación entre el índice de calor de una estrella (sobre las abscisas, aumentando hacia la derecha), por esta razón se lo conoce también como diagrama color- magnitud debido a la relación que existe entre índice de color, temperatura efectiva y tipo espectral, cualquiera de ellos puede usarse indistintamente sobre el eje de las abscisas.

9- ¿Cuál es la masa de las estrellas?

La masa de una estrella es la cantidad de gramos de materia que posee. Es un número difícil de obtener, ya que la luz que recibimos de los astros no nos dice nada acerca de ese valor. Hasta hoy ha resultado imposible determinar la masa de una estrella en forma tan directa y precisa como lo hacemos con el sol.

10- ¿Qué puedes decir acerca de la estructura interna de las estrellas?

Para conocer las condiciones para la estabilidad de una estrella es importante conocer cuál es el proceso que le permite a estos astros generar anergia y también entender las causas por si continuidad durante un lapso prolongado. La energía estelar es el resultado de TRANSFORMACIONES NUCLEARES que se efectúan en el núcleo. Se debe estudiar la estructura interna de las estrellas

11- ¿Cómo se analiza el interior de las estrellas?

Desde la Tierra solo es posible observar una porción de la superficie de las estrellas. Para resolver el problema debe tenerse en cuenta toda la información que pueda obtenerse del estudio de las estrellas: forma, dimensiones, movimiento, energía irradiada, temperatura, masa y composición química. Además las leyes físicas son indispensables para construir un modelo de estructura interna.


12- ¿Cómo se puede estimar el tiempo de vida de una estrella?

TIEMPO DE VIDA DE UNA ESTRELLA: t (años)= 10 elevado a la 10.Masa/ luminosidad.
Queda expresada la relación proporcional entre la edad y la masa e inversamente proporcional con la generación de energía.

13- Resumen esquemático sobre la evolución estelar.

En astronomía, se denomina evolución estelar a la secuencia de cambios que una estrella experimenta a lo largo de su existencia.
Durante mucho tiempo se pensó que las estrellas eran enormes bolas de fuego perpetuo. En el siglo XIX aparecen las primeras teorías científicas sobre el origen de su energía: Lord Kelvin y Helmholtz propusieron que las estrellas extraían su energía de la gravedad contrayéndose gradualmente. Pero dicho mecanismo habría permitido mantener la luminosidad del Sol durante únicamente unas decenas de millones de años, lo que no concordaba con la edad de la Tierra medida por los geólogos, que ya entonces se estimaba en varios miles de millones de años. Esa discordancia llevó a la búsqueda de una fuente de energía distinta a la gravedad; en la década de 1920 Sir Arthur Eddington propuso la energía nuclear como alternativa. Hoy en día sabemos que la vida de las estrellas está regida por esos procesos nucleares y que las fases que atraviesan desde su formación hasta su muerte dependen de las tasas de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambios que en ellas se producen al variar su temperatura y composición internas. Así pues, la evolución estelar puede describirse como una batalla entre dos fuerzas: la gravitatoria, que desde la formación de una estrella a partir de una nube de gas tiende a comprimirla y a conducirla al colapso gravitatorio, y la nuclear, que tiende a oponerse a esa contracción a través de la presión térmica resultante de las reacciones nucleares. Aunque finalmente el ganador de esta batalla es la gravedad (ya que en algún momento la estrella no tendrá más combustible nuclear que emplear), la evolución de la estrella dependerá, fundamentalmente, de su masa inicial y, en segundo lugar, de su metalicidad y su velocidad de rotación así como de la presencia de estrellas compañeras cercanas.

14- ¿Qué son las estrellas de neutrones?

Una estrella de neutrones es un remanente estelar dejado por una estrella supergigante después de agotar el combustible nuclear en su núcleo y explotar como una supernova tipo II, tipo Ib o tipo Ic. Como su nombre lo indica, estas estrellas están compuestas principalmente de neutrones, más otro tipo de partículas tanto en su corteza sólida de hierro, como en su interior, que puede contener tanto protones y electrones, como piones y kaones. La masa original de la supernova debe ser mayor a 9 ó 10 masas solares y menor que un cierto valor que depende de la metalicidad. Las estrellas con masas menores a 9-10 masas solares evolucionan en enanas blancas envueltas, al menos por un tiempo, por nebulosidades (nebulosas planetarias), mientras que las de masas mayores evolucionan en agujeros negros.
Una estrella de neutrones típica tiene una masa entre 1,35 y 2,1 masas solares y un radio de entre 20 y 10 km (análogamente a lo que ocurre con las enanas blancas, a mayor masa corresponde un menor radio).

15- ¿A qué se denominan agujeros negros?

Un agujero negro es una región finita del espacio-tiempo provocada por una gran concentración de masa en su interior, con enorme aumento de la densidad, lo que genera un campo gravitatorio tal que ninguna partícula material, ni siquiera los fotones de luz, puede escapar de dicha región.
La curvatura del espacio-tiempo o «gravedad de un agujero negro» provoca una singularidad envuelta por una superficie cerrada, llamada horizonte de sucesos. Esto es debido a la gran cantidad de energía del objeto celeste. El horizonte de sucesos separa la región del agujero negro del resto del Universo y es la superficie límite del espacio a partir de la cual ninguna partícula puede salir, incluyendo la luz. Dicha curvatura es estudiada por la relatividad general, la que predijo la existencia de los agujeros negros y fue su primer indicio. En los años 70, Hawking, Ellis y Penrose demostraron varios teoremas importantes sobre la ocurrencia y geometría de los agujeros negros.1 Previamente, en 1963, Roy Kerr había demostrado que en un espacio-tiempo de cuatro dimensiones todos los agujeros negros debían tener una geometría cuasi-esférica determinada por tres parámetros: su masa M, su carga eléctrica total e y su momento angular L.
Se cree que en el centro de la mayoría de las galaxias, entre ellas la Vía Láctea, hay agujeros negros supermasivos. La existencia de agujeros negros está apoyada en observaciones astronómicas, en especial a través de la emisión de rayos X por estrellas binarias y galaxias activas.


16- Estrellas variables: características y clasificación.

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Tau Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.
La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.
Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.

CARACTERÍSTICAS: interesa conocer como es el cambio de su magnitud durante el trascurso de tiempo en que es detectada esa variación, la representación grafica de las fluctuaciones de brillo con respecto al tiempo se denomina curva de luz de la estrella.
Si la magnitud es variable, el intervalo de tiempo empleado por la estrella en repetir su máximo o mínimo brillo, se denomina periodo. La amplitud de la variación luminosa la diferencia entre la magnitud en el máximo y en el mínimo.

CLASIFICACIÓN: las estrellas variables se clasifican en.
Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.
• Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
o Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
o Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
o Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
• Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
o Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
o Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.
Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.

17- Características más importantes del medio interestelar.

En astronomía, el medio interestelar, o ISM por sus siglas en inglés, es el contenido de materia y energía que existe entre las estrellas dentro de una galaxia. El medio interestelar desempeña un papel crucial en astrofísica a causa de su situación entre las escalas estelar y galáctica. Las estrellas se forman dentro de regiones frías de medio interestelar, al tiempo que éstas reponen materia interestelar y energía a través de los vientos estelares y las explosiones de supernova. Esta interacción entre estrellas y materia interestelar fija el porcentaje en que una galaxia reduce su contenido gaseoso y por tanto determina la vida de la formación estelar activa.
El medio interestelar está formado por un plasma extremadamente diluido para los estándares terrestres. La densidad de materia va desde un exiguo 1.5•10-26 g cm-3 en las zonas más calientes hasta un 2•10-18 g cm-3 en las más densas. Su densidad media es de 2.7•10-24 g cm-3, lo que equivale a un átomo de hidrógeno por centímetro cúbico aproximadamente. Dicho medio lo conforman tres constituyentes básicos: materia ordinaria, rayos cósmicos y campos magnéticos.
El medio en sí es una mezcla heterogénea de átomos, moléculas, polvo y rayos cósmicos envueltos en un campo magnético. La materia está compuesta a su vez de alrededor de un 99% en masa por partículas de gas y un 1% por polvo. La composición química del gas, de acuerdo a la nucleosíntesis primordial, es de un 90.8% en número (70.4% en masa) de hidrógeno, un 9.1% (28.1%) de helio y un 0.12% (1.5%) de elementos más pesados, comunmente llamados metales en la jerga astrofísica. Una fracción significativa de estos metales condensan en forma de granos de polvo en las regiones más densas y frías del medio interestelar.
La presencia del oscurecimiento interestelar dio a William Herschel y a Jacobus Kapteyn la falsa impresión de que nuestro Sistema Solar se encontraba cerca del centro de la galaxia. Sin embargo dicho oscurecimiento lo producen las nubes de gas y polvo que se interponen en el recorrido de la luz de las estrellas y nuestro sistema planetario. Es lo que se denomina extinción estelar. Este decaimiento de la intensidad lumínica de las estrellas al ser atravesado por la luz es causado por la absorción de fotones a ciertas longitudes de onda.
Por ejemplo, la longitud de onda típica de absorción del hidrógeno atómico se encuentra a unos 121,5 nanómetros, la transición Lyman-alfa. Por tanto, es casi imposible ver la luz emitida en esta longitud de onda por una estrella, porque gran parte es absorbida durante el viaje a la Tierra. Asimismo, la absorción causada por las nubes de polvo se da, sobre todo, a longitudes de onda cortas, es decir que el azul se absorbe mejor que el rojo. Esto produce un efecto de enrojecimiento (reddening en inglés) de la luz, más intenso cuanto más lejana sea la posición de la fuente. Este es uno de los motivos por los cuales los telescopios de infrarrojos permiten ver mejor a través de dichas nubes.
Otro efecto interesante es la polarización lineal de la luz que es debida a que los granos de polvo no son esféricos sino ligeramente alargados por lo que los campos magnéticos tienden a alinearlos a lo largo de sus líneas de campo. La manifestación de dicho efecto puso en evidencia la existencia de campos magnéticos coherentes en el medio interestelar.
El medio interestelar suele dividirse en tres fases, dependiendo de la temperatura del gas: muy caliente (millones de kelvins), caliente (miles de kelvins), y frío (decenas de kelvins).
Características importantes del estudio del medio interestelar incluyen nubes moleculares, nubes interestelares, restos de supernovas, nebulosas planetarias, y estructuras difusas parecidas.

18- ¿Qué es una nebulosa planetaria?

Una nebulosa planetaria es una nebulosa de emisión consistente en una envoltura brillante en expansión de plasma y gas ionizado, expulsada durante la fase de rama asintótica gigante que atraviesan las estrellas gigantes rojas en los últimos momentos de sus vidas.

19- Características de la Vía láctea

La Vía Láctea es una galaxia espiral en la que se encuentra el sistema solar y, por ende, la Tierra. Según las observaciones, posee una masa de 1012 masas solares y es una espiral barrada; con un diámetro medio de unos 100.000 años luz, se calcula que contiene entre 200 mil millones y 400 mil millones de estrellas. La distancia desde el Sol hasta el centro de la galaxia es de alrededor de 27.700 años luz (8,5 kpc, es decir, el 55 por ciento del radio total galáctico). La Vía Láctea forma parte de un conjunto de unas cuarenta galaxias llamado Grupo Local, y es la segunda más grande y brillante tras la Galaxia de Andrómeda (aunque puede ser la más masiva).
El nombre Vía Láctea proviene de la mitología griega y en latín significa camino de leche. Ésa es, en efecto, la apariencia de la banda de luz que rodea el firmamento, y así lo afirma la mitología griega, explicando que se trata de leche derramada del pecho de la diosa Hera. Sin embargo, ya en la Antigua Grecia un astrónomo sugirió que aquel haz blanco en el cielo era en realidad un conglomerado de muchísimas estrellas. Se trata de Demócrito (460 a. C. - 370 a. C.), quien sostuvo que dichas estrellas eran demasiado tenues individualmente para ser reconocidas a simple vista. Su idea, no obstante, no halló respaldo, y tan sólo hacia el año 1609 de la era común, el astrónomo Galileo Galilei haría uso del telescopio para observar el cielo y constatar que Demócrito estaba en lo cierto, ya que adondequiera que mirase, aquél se encontraba lleno de estrellas

20- Características principales de las galaxias.

• Las galaxias son los mayores conjuntos de estrellas en el universo. En una galaxia, billones de estrellas están unidas por la atracción gravitacional mutua. El Sol reside en la galaxia Vía Láctea.
• Las galaxias vienen en distintos tamaños: galaxias enanas, galaxias promedio, y galaxias masivas. La Vía Láctea es una galaxia espiral promedio. Tiene dos galaxias satélite que la orbitan. Estas galaxias enanas irregulares son la Pequeña y la Gran Nubes Magallánicas, descubiertas por el explorador Magallanes.
• El más simple sistema de clasificación de galaxias, inventado por Edwin P. Hubble, clasifica las galaxias como espirales, elípticas, o irregulares en forma.
• Las galaxias espirales tienen características físicas inconfundibles. Los brazos de la espiral definen un plano. Una gran concentración de estrellas el centro de la galaxia forma un bulto allí. Las galaxias espirales son ricas en el gas y polvo necesario para formar nuevas estrellas. Su color azul dice a los astrónomos que la formación de estrellas ciertamente continúa en estas galaxias. Nuestro Sistema Solar queda a cerca de dos tercios de la distancia desde el núcleo, en el brazo espiral de la Vía Láctea, llamado el Brazo Espiral de Sagitario. Las estrellas de la constelación de Sagitario, todas están en este brazo espiral de la Vía Láctea.
• Las galaxias elípticas también tienen una estructura característica, pero son muy diferentes de las espirales. Estas galaxias pueden tener formas desde casi esféricas hasta forma de cigarro. A diferencia de las espirales, no hay mucho gas y polvo en las elípticas con el que se puedan hacer nuevas estrellas. El color rojo de las galaxias elípticas dice a los astrónomos que la formación de estrellas ha terminado en estas galaxias, y las estrellas en ellas son antiguas.
• Las galaxias irregulares no tienen una estructura definida. Frecuentemente, las galaxias irregulares son pequeños satélites de galaxias mayores. La Gran y Pequeña Nubes Magallánicas, satélites de la Vía Láctea, son galaxias irregulares.
• Las galaxias mismas están también sujetas al poder universal de la gravedad. la Vía Láctea está en un grupo de galaxias levemente unidas, apropiadamente llamado el Grupo Local. Junto con la Vía Láctea, el Grupo Local contiene a la galaxia espiral gigante de Andrómeda y algunas pequeñas galaxias elípticas.
• En los grupos mayores de galaxias, llamados cúmulos, las galaxias están tan densamente empacadas, que están interactuando gravitacionalmente entre ellas. El cúmulo más cercano al Grupo Local es llamado el Cúmulo de Virgo, porque desde nuestro punto de vista en la Tierra parece estar dentro de la constelación de Virgo. Cúmulos y grupos menores de galaxias frecuentemente están unidos en aún mayores estructuras, formando supercúmulos. El supercúmulo en el que reside nuestro Grupo Local contiene al Cúmulo de Virgo y a otros cúmulos menores.
• El estudio de las galaxias está dentro del campo de la cosmología, el estudio de la evolución del universo en su mayor escala. Observando la distribución de las galaxias en el espacio, Edwin P. Hubble descubrió que el universo está en expansión. Hubble encontró que todas las galaxias en todas las direcciones están alejándose de nosotros, y que las más lejanas se alejan más rápido.
• Investigaciones desde los tiempos de Hubble han aumentado los tipos de galaxias conocidos. Extrañas, inusualmente activas galaxias, y galaxias ténues, azules, de forma extraña han sido descubiertas. Las galaxias activas, se piensa que son energizadas por agujeros negros en sus núcleos.

21- ¿A qué se denominan Quasares?

Un cuásar o quásar es una fuente astronómica de energía electromagnética, incluyendo radiofrecuencias y luz visible.
En 2007, el consenso científico es que estos objetos están extremadamente lejos, explicando su corrimiento al rojo alto, son extremadamente luminosos, explicando por qué se pueden ver a pesar de su distancia, y muy compactos, explicando por qué pueden cambiar de brillo con rapidez. Se cree que son núcleos activos de galaxias jóvenes

22- ¿qué relación existe entre los quásares y las galaxias?

Los cuásares son galaxias con núcleos extremadamente energéticos. La cantidad de radiación emitida por tales núcleos opaca la luz del resto de la galaxia, de forma que sólo técnicas de observación especiales pueden revelar la existencia del resto de la galaxia. El núcleo explica por qué los cuásares se parecen a estrellas - todo lo que podemos ver es el motor central brillante-.